2005年--外文翻譯--土星磁尾的高能離子加速土星亞暴（譯文）

1、<p>　　中文3088字，2620單詞,13750英文字符</p><p>　　出處：Mitchell D G, Brandt P C, Roelof E C, et al. Energetic ion acceleration in Saturn's magnetotail: Substorms at Saturn?[J]. Geophysical research letters, 200

2、5, 32(20).</p><p>　　土星磁尾的高能離子加速：土星亞暴？</p><p>　　D. G. Mitchell, P. C. Brandt,E. C. Roelof, J. Dandouras, S. M. Krimigis, B. H. Mauk, C.P.Paranicas, N. Krupp, D. C. Hamilton, W. S. Kurth,P. Zarka,

3、 M. K. Dougherty, E.J.Bunce, and D. E. Shemansky</p><p>　　Received 7 February 2005; revised 30 March 2005; accepted 7 April 2005; published 25 June 2005.</p><p>　　Cassini探測器上的磁場成像儀（MIMI）和離子與中性粒子

4、相機(jī)（INCA）記錄了大致來自土星磁尾方向的高能中性粒子流的突然消失。尾部離子活動的爆發(fā)和土星千米波輻射的增強(qiáng)有很好的關(guān)聯(lián)。本文給出了這些事件和地球亞暴之間的相似性，包括它們對星際條件的依賴性，我們推斷，土星磁層發(fā)生了類地球亞暴事件。</p><p><b>　　1、介紹</b></p><p>　　地球磁層動力學(xué)過程受到太陽風(fēng)輸入的能量的控制[e.g., McPhe

5、rron, 1995]，此外，木星磁層動力學(xué)過程受其內(nèi)部能量源控制，主要包括土星強(qiáng)磁場的轉(zhuǎn)動能量和稠密的等離子體[Bagenal et al., 2004]。在以下兩種情況中，高能粒子會被被突然加速或者加熱：地球上發(fā)生磁暴和亞暴；木星上的內(nèi)部驅(qū)動過程，如流量管互換等(詳情見Krupp et al. [2004])。一般認(rèn)為通過旋轉(zhuǎn)電場和星際電場的相對強(qiáng)度，可以大致確定太陽風(fēng)的相關(guān)影響。變化的旋轉(zhuǎn)電場由行星的自旋速率和內(nèi)部強(qiáng)磁場確定。根據(jù)

6、這種方法，將其擴(kuò)展運(yùn)用到土星，考慮到星際環(huán)境的影響，土星的情況應(yīng)該是介于地球和木星之間。</p><p>　　一個長期存在的相關(guān)性表明，在土星上太陽風(fēng)條件下土星千米波輻射（SKR）對太陽風(fēng)輸入的重要依賴性[Desch, 1982]。最近，HST結(jié)合遠(yuǎn)距離和近距離（Cassini)觀測研究了星際環(huán)境穩(wěn)定時的土星極光，確定了上游太陽風(fēng)條件，土星極光活動和SKR之間的相關(guān)性[Prange´ et al., 2

7、004; Kurth et al., 2005; Crary et al., 2005; Clarke et al., 2005]。</p><p>　　由于INCA傳感器在Cassini上，離子加速、加熱可以遠(yuǎn)距離成像。當(dāng)Cassini在磁層的外側(cè)，INCA（這是近瞄準(zhǔn)光學(xué)遠(yuǎn)程傳感器，有的視野范圍）可以生產(chǎn)全球大部分的圖像。這為探測離子加速提供了機(jī)會，同時測量磁層頂或者太陽風(fēng)的磁場（在很多情況下也可以測量等離子

8、體速度）。此外，無線電和等離子波儀器可以監(jiān)控SKR的強(qiáng)度，這是顯示磁層響應(yīng)太陽風(fēng)條件（主要是動力學(xué)壓力）的一個指標(biāo)。</p><p><b>　　2、觀測結(jié)果</b></p><p>　　此次磁尾離子加速事件發(fā)生在2004年347天到348天之間（圖一）。Cassini衛(wèi)星大約在1000LT，-2°緯度，24Rs入站?？斓?47天2300UT時，突然從磁尾方

9、向傳來一個明亮的發(fā)射。ENA通量在347天結(jié)束之前隨著時間緩慢的上升，但是在347天2300UT之前的幾天，輻射沒有偏離基于六個月軌道數(shù)據(jù)得到的平常值。隨后，ENA通量在全能量范圍穩(wěn)步上升，達(dá)到了比以前觀測的基準(zhǔn)線高一個數(shù)量級的水平。我們將展示信號來自天空的一個非常有限的部分，包括磁尾超過約20Rs處。同時，隨著ENA通量的增加，SKR輻射的強(qiáng)度和頻帶寬度都增加。</p><p><b>　　圖一<

10、;/b></p><p>　　圖二按順序展示了ENA圖片，大事件在347天結(jié)束之前開始（圖一），在次不久之前，Cassini飛越了泰坦。注意到氫氣（第一個面板）——其峰值接近土星——在超過10個土星半徑的范圍內(nèi)密度下降非常緩慢。第一張圖像上的ENA發(fā)射是典型的事件前提條件，大多數(shù)的發(fā)射來自20Rs以內(nèi)的勢阱，并且主要限制在赤道平面。這個前置事件圖像中的日夜亮度不對稱是等離子的共轉(zhuǎn)造成的。由于Cassini的

11、有利位置，夜側(cè)等離子體朝著探測器流動（給等離子體的熱速度產(chǎn)生一個增量），而在日側(cè)則從探測器離去（減少一個速度增量）。這造成了觀測的各向異性，正如 Compton and Getting [1935]的描述。在第二、三和第四張圖像，ENA突然的變亮，在一個新的范圍內(nèi)超過了原來一個數(shù)量級，在泰坦（土衛(wèi)六）的軌道范圍之外，揭示了磁尾的等離子體在這個范圍里被突然加速（或加熱）的一個過程。在這個距離上，沒有預(yù)期到中性氣體密度大的梯度漸變，這個增亮

12、事件應(yīng)該解釋為離子的原位加速。前四張圖片大概覆蓋了2個小時，剩下的六張圖片相互間隔了一定時間，連續(xù)記錄了土星的熱離子團(tuán)旋轉(zhuǎn)。這些六張圖片的第一張展示了一個值得注意的和泰坦有關(guān)的光亮</p><p>　　在這個事件發(fā)生的期間，Cassini探測器位于磁鞘，可以直接測量（令人驚訝）星際磁場（IMF）。圖三顯示IMF（磁層鞘表現(xiàn)出很強(qiáng)的反射波特征）很弱，但重要的是在事件（此時，磁場反轉(zhuǎn)為南向，但太遲可能是有相關(guān)原因的）

13、發(fā)生之前一個小時的北向分量。在347天接近事件開始時北向場反向延伸。氧放射上升，超過了事件之前的水平，比高能的氫發(fā)射大約早30分鐘。</p><p>　　第二個磁尾粒子加速事件在成像十天前，跟隨者行星際激波的通道。在這個例子下，磁層產(chǎn)生提高ENA發(fā)射進(jìn)行了幾天。這個類亞暴事件的上升展示在圖四。其次，清楚的表明粒子加熱/加速出現(xiàn)在20Rs的尾向，這一位置和尾部電流片位置一致。在這個情況下，磁場的方向是變量，但是主要

14、的是大部分時間是向北，伴隨著周期性的南向反轉(zhuǎn)。此外，ENA排放的提高伴隨著顯著的強(qiáng)SKR輻射。</p><p><b>　　圖二</b></p><p><b>　　圖三</b></p><p><b>　　3.討論和總結(jié)</b></p><p>　　在地球上，磁層亞暴是太陽風(fēng)

15、和磁層耦合向磁層充能的主要特征。在磁尾，關(guān)鍵的可觀測特點(diǎn)是磁場重聯(lián)（偶極化），強(qiáng)等離子體流和等離子體充能[e.g.,Nakamura et al., 2002]。</p><p>　　這里給出的結(jié)果認(rèn)為那是亞暴，或者是非常像亞暴的事件，在土星磁尾20到30Rs范圍的熱離子中扮演了一個非常重要的角色。如果原位離子和電子事件在15—20Rs范圍被觀測到[Krimigis et al., 2005]，那它們發(fā)生在接近行

16、星的地方（15—20Rs）,從更遠(yuǎn)的ENA看到的同樣的現(xiàn)象也可以證明這一點(diǎn)。SKR的增強(qiáng)表明極光活動和土星亞暴是相關(guān)聯(lián)的。</p><p>　　這里給出的結(jié)果認(rèn)為那是亞暴，或者是非常像亞暴的事件，在土星磁尾20到30Rs范圍的熱離子中扮演了一個非常重要的角色。如果原位離子和電子事件在15—20Rs范圍被觀測到[Krimigis et al., 2005]，那它們發(fā)生在接近行星的地方（15—20Rs）,從更遠(yuǎn)的EN

17、A看到的同樣的現(xiàn)象也可以證明這一點(diǎn)。SKR的增強(qiáng)表明極光活動和土星亞暴是相關(guān)聯(lián)的。</p><p><b>　　圖四</b></p><p>　　Cowley et al. [2005]提出Dungey-type重聯(lián)會發(fā)生在土星磁尾，而在其晨側(cè)更容易發(fā)生。根據(jù)其工作，熱等離子體在重聯(lián)位點(diǎn)被加速，然后在幾個小時內(nèi)朝著磁層頂?shù)墓饷娲┻^晨側(cè)，最后到達(dá)黃昏側(cè)。它的在之后的去向

18、取決于Vasyliunas-type重聯(lián)的特點(diǎn)和尾向等離子體在黃昏側(cè)的逃逸。這樣的運(yùn)動可以在圖2看到，盡管如 Cowley et al. [2005]提出的非常迅速。其前緣在在飛船和土星之間通過（(大約 0100UT, 穿過視線約10:00LT），即使離子加速/加熱仍然在磁尾進(jìn)行。本文以上現(xiàn)象的時間大概在事件開始后的90分鐘左右。這意味著事件發(fā)生在比中磁尾更加靠近晨側(cè)的地方，而且/或者其運(yùn)動速度比共轉(zhuǎn)快。這個加速離子云的前緣繞著行星快速

19、的運(yùn)動，其估計(jì)值大概為剛性共轉(zhuǎn)的80%，其過土星的視線大約在0800UT.在偶極場L=20的地方，梯度和曲率漂移（GC）會增加高能離子約15%的旋轉(zhuǎn)速率。但是，研究50-80KeV的圖像（沒有展示出來）沒有發(fā)現(xiàn)旋轉(zhuǎn)率有可以觀察到的不同，因此GC漂移可能不是扮演一個重要角色（磁場的強(qiáng)度很可能被注入離子的等離子體壓強(qiáng)改變很大）。更進(jìn)一步復(fù)</p><p>　　圖3也展示了氫和氧加速/加熱過程的顯著差異。在所測量的能量

20、范圍，氧的上升都比氫要早并且快速，在幾個不同強(qiáng)度的峰值里，氫都呈現(xiàn)單調(diào)上升。表明這是一個有利于慢回旋周期離子的加速過程[e.g., Delcourt, 2002].。</p><p>　　這個事件和地球亞暴活動之間的相似性是顯著的。我們推斷，在土星磁層發(fā)生了類地球亞暴事件。快速的旋轉(zhuǎn)場產(chǎn)生了一些在地球上看不到的現(xiàn)象。</p><p><b>　　參考文獻(xiàn)</b><

21、;/p><p>　　1. Bagenal, F., T. Dowling, and W. McKinnon (Eds.) (2004), Jupiter: The Planet, Satellites, and Magnetosphere, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p>　　2. Clarke, J. T., et al. (2005), M

22、orphological differences of Saturn’s ultraviolet aurora compared to those of Earth and Jupiter, Nature, 433, 717–719.</p><p>　　3. Compton, A. H., and I. A. Getting (1935), An apparent effect of the galactic

23、rotation on the intensity of cosmic rays, Phys. Rev., 47, 817–821.</p><p>　　4. Cowley, S. W. H., et al. (2005), Reconnection in a rotation-dominated magnetosphere and its relation to Saturn’s auroral dynamic

24、s, J. Geophys. Res., 110, A02201, doi:10.1029/2004JA010796.</p><p>　　5. Crary, F. J., et al. (2005), Solar wind dynamic pressure and electric field as the main factors controlling Saturn’s aurorae, Nature, 4

25、33, 720–722.</p><p>　　6. Delcourt, D. C. (2002), Particle acceleration by inductive electric fields in the inner magnetosphere, J. Atmos. Sol. Terr. Phys., 64, 551–559.</p><p>　　7. Desch, M. D.

26、(1982), Evidence for solar wind control of Saturn radio emission, J. Geophys. Res., 87, 4549–4554.</p><p>　　8. Esposito, L. W., et al. (2004), Ultraviolet imaging spectroscopy shows an active Saturnian syste

27、m, Science, 307, 1251 – 1255, doi:10.1126/science.1105606.</p><p>　　9. Jackman, C. M., N. Achilleos, E. J. Bunce, S. W. H. Cowley, M. K. Dougherty, G. H. Jones, S. E. Milan, and E. J. Smith (2004), Interplan

28、e-tary magnetic field at 9 AU during the declining phase of the solar cycle and its implications for Saturn’s magnetospheric dynamics, J. Geophys. Res., 109, A11203, doi:10.1029/2004JA010614.</p><p>　　10. K

29、rimigis, S. M., et al. (2004), Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI) on the Cassini mission to Saturn/Titan, Space Sci. Rev., 114(1–4), 233–329.</p><p>　　11. Krimigis, S. M., et al. (2005), Dynamics of Sa

30、turn’s magnetosphere from the Magnetosphere Imaging Instrument during Cassini’s orbital insertion, Science, 307, 1270–1273.</p><p>　　12. Krupp, N., et al. (2004), The dynamics of the Jovian magnetosphere, in

31、 Jupiter, chap. 25, pp. 617–638, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p>　　13. Kurth, W. S., et al. (2005), An Earth-like correspondence between Saturn’s auroral features and radio emission, Nature, 433, 722

32、–725.</p><p>　　14. McPherron, R. L. (1995), Magnetospheric dynamics, in Introduction to Space Physics, edited by M. G. Kivelson and C. T. Russell, p. 400, Cambridge Univ. Press, New York.</p><p>

33、;　　15. Nakamura, R., et al. (2002), Motion of the dipolarization front during a flow burst event observed by Cluster, Geophys. Res. Lett., 29(20), 1942, doi:10.1029/2002GL015763.</p><p>　　16. Prange´, R